GPS3第三章 卫星运动基础及GPS卫星星历
合集下载
第三章 卫星运动基础及GPS卫星星历
轨道面倾角i 轨道面倾角 升交点赤径 轨道椭圆的长半径a 轨道椭圆的长半径 轨道椭圆的偏心率e 轨道椭圆的偏心率 近地点角距ω 近地点角距 真近点角V 真近点角
V
6
卫星运动基础及GPS卫星星历 卫星运动基础及GPS卫星星历 GPS
3.3 卫星的受摄运动
各种作用力 地球引力 日、月引力 太阳辐射压力 地球潮汐作用力 大气阻力
9
卫星运动基础及GPS卫星星历 卫星运动基础及GPS卫星星历 GPS
& 轨道倾角的变化率（ 轨道倾角的变化率 弧度/ I ——轨道倾角的变化率（弧度/秒）
Cuc——纬度幅角的余弦调和项改正的振幅（弧度）， 纬度幅角的余弦调和项改正的振幅（ 纬度幅角的余弦调和项改正的振幅 弧度）， Cus——纬度幅角正弦调和项改正的振幅（弧度）， 纬度幅角正弦调和项改正的振幅（ 纬度幅角正弦调和项改正的振幅 弧度）， Crc——轨道半径的余弦调和项改正的振幅（米）， 轨道半径的余弦调和项改正的振幅（ 轨道半径的余弦调和项改正的振幅 Crs——轨道半径的正弦调和项改正的振幅（米）， 轨道半径的正弦调和项改正的振幅（ 轨道半径的正弦调和项改正的振幅 Cic——道倾角的余弦调角和项改正的振幅（弧度）， 道倾角的余弦调角和项改正的振幅（ 道倾角的余弦调角和项改正的振幅 弧度）， Cis——轨道倾角的正弦调角和项改正的振幅（弧度）， 轨道倾角的正弦调角和项改正的振幅（ 轨道倾角的正弦调角和项改正的振幅 弧度）， GPD——周数（周）， 周数（ 周数 Tgd——电离层延迟改正（秒）， 电离层延迟改正（ 电离层延迟改正 IODC——星钟的数据龄期（N）， 星钟的数据龄期（ ）， 星钟的数据龄期 卫星钟差（ 时间偏差， ɑ0——卫星钟差（秒）——时间偏差， 卫星钟差 时间偏差 卫星钟速（ 秒 频率偏差系数， ɑ1——卫星钟速（秒/秒）——频率偏差系数， 卫星钟速 频率偏差系数 卫星钟速变率（ 秒 ） 漂移系数， ɑ2——卫星钟速变率（秒/秒2）——漂移系数， 卫星钟速变率 漂移系数 卫星精度——（N）， 卫星精度 （ ）， 卫星健康——（N）。 卫星健康 （ ）。
V
6
卫星运动基础及GPS卫星星历 卫星运动基础及GPS卫星星历 GPS
3.3 卫星的受摄运动
各种作用力 地球引力 日、月引力 太阳辐射压力 地球潮汐作用力 大气阻力
9
卫星运动基础及GPS卫星星历 卫星运动基础及GPS卫星星历 GPS
& 轨道倾角的变化率（ 轨道倾角的变化率 弧度/ I ——轨道倾角的变化率（弧度/秒）
Cuc——纬度幅角的余弦调和项改正的振幅（弧度）， 纬度幅角的余弦调和项改正的振幅（ 纬度幅角的余弦调和项改正的振幅 弧度）， Cus——纬度幅角正弦调和项改正的振幅（弧度）， 纬度幅角正弦调和项改正的振幅（ 纬度幅角正弦调和项改正的振幅 弧度）， Crc——轨道半径的余弦调和项改正的振幅（米）， 轨道半径的余弦调和项改正的振幅（ 轨道半径的余弦调和项改正的振幅 Crs——轨道半径的正弦调和项改正的振幅（米）， 轨道半径的正弦调和项改正的振幅（ 轨道半径的正弦调和项改正的振幅 Cic——道倾角的余弦调角和项改正的振幅（弧度）， 道倾角的余弦调角和项改正的振幅（ 道倾角的余弦调角和项改正的振幅 弧度）， Cis——轨道倾角的正弦调角和项改正的振幅（弧度）， 轨道倾角的正弦调角和项改正的振幅（ 轨道倾角的正弦调角和项改正的振幅 弧度）， GPD——周数（周）， 周数（ 周数 Tgd——电离层延迟改正（秒）， 电离层延迟改正（ 电离层延迟改正 IODC——星钟的数据龄期（N）， 星钟的数据龄期（ ）， 星钟的数据龄期 卫星钟差（ 时间偏差， ɑ0——卫星钟差（秒）——时间偏差， 卫星钟差 时间偏差 卫星钟速（ 秒 频率偏差系数， ɑ1——卫星钟速（秒/秒）——频率偏差系数， 卫星钟速 频率偏差系数 卫星钟速变率（ 秒 ） 漂移系数， ɑ2——卫星钟速变率（秒/秒2）——漂移系数， 卫星钟速变率 漂移系数 卫星精度——（N）， 卫星精度 （ ）， 卫星健康——（N）。 卫星健康 （ ）。
第3章卫星运动基础及GPS卫星星历讲解.doc
第三章卫星运动基础及GPS卫星星历 8、计算经摄动改正后的升交距角uk、卫星矢径rk和轨道倾角ik u k k u rk a (1 e cos E k r
i k i0 i I t k (3 32 9、计算卫星在轨道平面坐标系中的坐标
x k rk cosu k y k rk sin u k (3 33 10、计算观测时刻升交点经度Ωk
Ωk Ω0 (Ω - w e t k w et0e (3 34 we=7.29211567×10-5rad/s,为地球自转的速率，其它有关参数从电文中得到。
11、计算卫星在地固坐标系中的空间直角坐标 X k xk cosΩ k yk cosik sin Ω k Y x sinΩ y cosi cosΩ k k k k k k Z k yk sin ik (3 35
第三章卫星运动基础及GPS卫星星历 12、计算卫星在协议地球坐标系中的空间直角坐标 1 X Y 0 Z CTS X p 其中，XP、YP为地极瞬时坐标。
0 1 Yp X p X k Yp Yk 1 Z k (3 36 在GPS定位中，轨道平面坐标系的x轴指向升交点，y 轴垂直于x轴指向地极北方向，原点位于地球质心。
（√ ）——本章结束。
第3章 卫星运动基础及GPS卫星星历
10
二、轨道参数
轨道参数，是在人卫轨道理 论中用来描述卫星椭圆轨道 的形状、大小及其在空间的 指向，及确定任一时刻t0卫 星在轨道上的位置的一组参 数。
通常采用的是所谓的6个开 普勒轨道参数。。
• 参数包括： – 升交点赤经Ω – 轨道倾角i – 长半径a – 偏心率e – 近地点角距ω
– 真近点角V
h2 a(1 e2 )
h A2 B2 C2
r
h的意义为其值等于卫星对
地心的向径r在单位时间内所
扫过的面积的二倍
21
2、卫星运动的轨道方程
轨道平面坐标系：
• 卫星运动的轨道方程为：
其中e， 为新积分常数 θ是从x轴至卫星向径r的角度 r ( h 2 ) /(1 e cos( )) （ 3－ 10）
ae (Gm / r2 ) r (3- 2)
引力产生的加速 度
17
二体运动方程
• 设 a为卫星S相对于地球质心O的加速度，则:
a=-(GMm/r2).r0
忽略卫星的质量
a (GM / r 2 ) r
(3 – 4)
取地球引力常数µ=GM=1，此时（3-4）式可写成为：
a
轨道平面
r
t0 过近地点时刻
ω近地点角距
地 心o
Y
i 轨道倾偏角心率e
升交点
Ω升交点赤经
定义：
长半径
e c a2 b2
a
a
(0 e 1)
e 轨 道偏(离)心率
远地点
e c a2 b2 (0 e 1)
a
a
13
轨道参数(2)
① 长半径a ② 偏心率e • 这两个参数确定了开普勒椭圆的形状和大小。 ③ 升交点赤经Ω ④ 轨道倾角I • 这两个参数唯一地确定了卫星轨道平面与地球体之间的相 对定向。 ⑤ 近地点角距ω 表达了开普勒椭圆在轨道平面上的定向。 ⑥ 真近点角v 卫星过近地点的时刻t0 • 该参数为时间的函数，确定卫星在轨道上的瞬时位置。
二、轨道参数
轨道参数，是在人卫轨道理 论中用来描述卫星椭圆轨道 的形状、大小及其在空间的 指向，及确定任一时刻t0卫 星在轨道上的位置的一组参 数。
通常采用的是所谓的6个开 普勒轨道参数。。
• 参数包括： – 升交点赤经Ω – 轨道倾角i – 长半径a – 偏心率e – 近地点角距ω
– 真近点角V
h2 a(1 e2 )
h A2 B2 C2
r
h的意义为其值等于卫星对
地心的向径r在单位时间内所
扫过的面积的二倍
21
2、卫星运动的轨道方程
轨道平面坐标系：
• 卫星运动的轨道方程为：
其中e， 为新积分常数 θ是从x轴至卫星向径r的角度 r ( h 2 ) /(1 e cos( )) （ 3－ 10）
ae (Gm / r2 ) r (3- 2)
引力产生的加速 度
17
二体运动方程
• 设 a为卫星S相对于地球质心O的加速度，则:
a=-(GMm/r2).r0
忽略卫星的质量
a (GM / r 2 ) r
(3 – 4)
取地球引力常数µ=GM=1，此时（3-4）式可写成为：
a
轨道平面
r
t0 过近地点时刻
ω近地点角距
地 心o
Y
i 轨道倾偏角心率e
升交点
Ω升交点赤经
定义：
长半径
e c a2 b2
a
a
(0 e 1)
e 轨 道偏(离)心率
远地点
e c a2 b2 (0 e 1)
a
a
13
轨道参数(2)
① 长半径a ② 偏心率e • 这两个参数确定了开普勒椭圆的形状和大小。 ③ 升交点赤经Ω ④ 轨道倾角I • 这两个参数唯一地确定了卫星轨道平面与地球体之间的相 对定向。 ⑤ 近地点角距ω 表达了开普勒椭圆在轨道平面上的定向。 ⑥ 真近点角v 卫星过近地点的时刻t0 • 该参数为时间的函数，确定卫星在轨道上的瞬时位置。
GPS课件第三章卫星运动基础及GPS卫星
z
卫星
赤道 地心 春分 点 轨道
v Ω ω
升交 点
近地点
i y
3.2.2 二体问题的运动方程
卫星的无摄运动—二体问题 3.2 卫星的无摄运动 二体问题
研究卫星绕地球的运动，主要是研究卫星运动状态 随时间的变化规律。根据物理学中牛顿定律确定的微 分方程（3-6）用直角坐标表示的二体问题微分方程：
ɺɺ = − x ɺɺ = y ɺɺ = z r = 加速度
卫星的无摄运动—二体问题 3.2 卫星的无摄运动 二体问题
为轨道的长半径,e a 为轨道的长半径,e 为 轨道椭圆偏心率， 轨道椭圆偏心率，这 两个参数确定了开普 勒椭圆的形状和大小。 为升交点赤经： Ω为升交点赤经：即地球 赤道面上升交点与春 分点之间的地心夹角。 为轨道面倾角： i为轨道面倾角：即卫星 轨道平面与地球赤道 面之间的夹角。这两 个参数唯一地确定了 卫星轨道平面与地球 x 体之间的相对定向。
(µ − (µ − (µ
x
2
/ r / r / r +
3 3 3
)x )y )z
:
2
（ 3 − 6）
卫星地心向径 y
+ z
2
,
: ɺ ɺ ɺ , a = (X ɺ , Y ɺ , Z ɺ )
µ
= GM
地球引力常数
.
微分方程的解为六个轨道参数。
卫星的无摄运动—二体问题 3.2 卫星的无摄运动 二体问题
卫星运动基础及GPS GPS卫星星历 第三章 卫星运动基础及GPS卫星星历
本章需学习的内容： 本章需学习的内容： 3.1 概述 卫星的无摄运动( 3.2 卫星的无摄运动(弄清二体问题的六个轨 道参数) 道参数) 3.3 卫星的受摄运动 GPS卫星星历 星历参数有哪些) 卫星星历( 3.4 GPS卫星星历(星历参数有哪些)
卫星
赤道 地心 春分 点 轨道
v Ω ω
升交 点
近地点
i y
3.2.2 二体问题的运动方程
卫星的无摄运动—二体问题 3.2 卫星的无摄运动 二体问题
研究卫星绕地球的运动，主要是研究卫星运动状态 随时间的变化规律。根据物理学中牛顿定律确定的微 分方程（3-6）用直角坐标表示的二体问题微分方程：
ɺɺ = − x ɺɺ = y ɺɺ = z r = 加速度
卫星的无摄运动—二体问题 3.2 卫星的无摄运动 二体问题
为轨道的长半径,e a 为轨道的长半径,e 为 轨道椭圆偏心率， 轨道椭圆偏心率，这 两个参数确定了开普 勒椭圆的形状和大小。 为升交点赤经： Ω为升交点赤经：即地球 赤道面上升交点与春 分点之间的地心夹角。 为轨道面倾角： i为轨道面倾角：即卫星 轨道平面与地球赤道 面之间的夹角。这两 个参数唯一地确定了 卫星轨道平面与地球 x 体之间的相对定向。
(µ − (µ − (µ
x
2
/ r / r / r +
3 3 3
)x )y )z
:
2
（ 3 − 6）
卫星地心向径 y
+ z
2
,
: ɺ ɺ ɺ , a = (X ɺ , Y ɺ , Z ɺ )
µ
= GM
地球引力常数
.
微分方程的解为六个轨道参数。
卫星的无摄运动—二体问题 3.2 卫星的无摄运动 二体问题
卫星运动基础及GPS GPS卫星星历 第三章 卫星运动基础及GPS卫星星历
本章需学习的内容： 本章需学习的内容： 3.1 概述 卫星的无摄运动( 3.2 卫星的无摄运动(弄清二体问题的六个轨 道参数) 道参数) 3.3 卫星的受摄运动 GPS卫星星历 星历参数有哪些) 卫星星历( 3.4 GPS卫星星历(星历参数有哪些)
第三章-卫星运动基础及GPS卫星星历PPT课件
式中，G为万有引力常数。
（3-1）
09.02.2021
-
16
3.2.3 二体问题的运动方程
设as、ae为卫星与地球在万有引力作用下产 生的加速度，则根据牛顿第二定律，可得：
as (GrM2 )•r0
ae
(GM)•r0 r2
（3-2）
09.02.2021
-
17
3.2.3 二体问题的运动方程
因牛顿第二定律只适用于惯性坐标系，若要 讨论卫星S相对于地球质心O的运动，必须 将坐标原点移至地球质心，并设a为卫星S相 对于O的加速度，则：ຫໍສະໝຸດ a(1 r2
)
•
r
0
（3-5）
09.02.2021
-
20
3.2.3 二体问题的运动方程
设以O为原点的直角坐标系为O-XYZ，s点
的坐标为（X，Y，Z），则卫星S的地心向
径r=（X，Y，Z），加速度 a(X,Y,Z),
代入（3-4）式即得：
X
X r3
Y
Y r3
式中，r X2Y2Z2
09.02.2021
09.02.2021
-
7
3.2.1 开普勒定律
开普勒第一定律
卫星运行的轨道为一椭圆，该椭圆的一个焦 点与地球质心重合。此定律阐明了卫星运行 轨道的基本形态及其与地心的关系。由万有 引力定律可得卫星绕地球质心运动的轨道方 程。r为卫星的地心距离，as为开普勒椭圆 的长半径，es为开普勒椭圆的偏心率；fs为 真近地点角，它描述了任意时刻卫星在轨道 上相对近地点的位置，是时间的函数。
表达了开普勒椭圆在轨道平面上的定向。 6、真近地点角V：即轨道平面上卫星与近地点之间的地心角距。该参
数为时间的函数，确定卫星在轨道上的瞬时位置。
（3-1）
09.02.2021
-
16
3.2.3 二体问题的运动方程
设as、ae为卫星与地球在万有引力作用下产 生的加速度，则根据牛顿第二定律，可得：
as (GrM2 )•r0
ae
(GM)•r0 r2
（3-2）
09.02.2021
-
17
3.2.3 二体问题的运动方程
因牛顿第二定律只适用于惯性坐标系，若要 讨论卫星S相对于地球质心O的运动，必须 将坐标原点移至地球质心，并设a为卫星S相 对于O的加速度，则：ຫໍສະໝຸດ a(1 r2
)
•
r
0
（3-5）
09.02.2021
-
20
3.2.3 二体问题的运动方程
设以O为原点的直角坐标系为O-XYZ，s点
的坐标为（X，Y，Z），则卫星S的地心向
径r=（X，Y，Z），加速度 a(X,Y,Z),
代入（3-4）式即得：
X
X r3
Y
Y r3
式中，r X2Y2Z2
09.02.2021
09.02.2021
-
7
3.2.1 开普勒定律
开普勒第一定律
卫星运行的轨道为一椭圆，该椭圆的一个焦 点与地球质心重合。此定律阐明了卫星运行 轨道的基本形态及其与地心的关系。由万有 引力定律可得卫星绕地球质心运动的轨道方 程。r为卫星的地心距离，as为开普勒椭圆 的长半径，es为开普勒椭圆的偏心率；fs为 真近地点角，它描述了任意时刻卫星在轨道 上相对近地点的位置，是时间的函数。
表达了开普勒椭圆在轨道平面上的定向。 6、真近地点角V：即轨道平面上卫星与近地点之间的地心角距。该参
数为时间的函数，确定卫星在轨道上的瞬时位置。
第三章卫星运动及星历_GPS原理与应用
2、开普勒第二定律：卫星的地心向径，即地球质心与卫星质心间的距离向量，在相同的时间内 所扫过的面积相等。 （根据万有引力定律的能量积分导出，即位能与势能） 卫星的运行速度是变化的。 3、开普勒第三定律：卫星运动周期的平方，与轨道 z 椭圆长半径的立方之比为一常量，而该常量等于地球引力 常数 GM 的倒数。 开普勒椭圆的长半径确定以后，卫星运行的平 均角速度便随之确定且保持不变。
则 s 相对于地球质心的加速度： a = as − ae = −(G ( M + m) / r ) ⋅ r
2
v0
由于 M >> m ，则： a = −(GM / r ) ⋅ r ——卫星的运动方程
2
v0
取： µ = GM 地球的引力常数。 以 O 为原点的直角坐标系：O-XYZ:
&& = − µX / r 3 X S的坐标：（X , Y , Z） v && 则： r ：（X , Y , Z） ——〉 Y = − µY / r 3 ， r = x 2 + y 2 + z 2 3 Z && && , Y &&, Z &&） a：（X = − µZ / r
µ v v v & v v r& = − 3 ⋅ r r v r （ λ 为常矢量） r ⇒ σ × v + µ ⋅ = −λ ， r v r r r v r& σ = r ⋅v = r ⋅&
（三） 由面积积分和拉普拉斯积分可求出卫星的轨道方程
σ r r v p= r ⋅v =σ µ p v v ⇒ r = ， 其中 r v r 1 + e cosθ σ × v + µ ⋅ = −λ λ e= r µ
第三章 卫星运动基础及GPS卫星星历
动能最小，势能最大。
3.2.1 开普勒行星运动三定律
三 开普勒第三定律
内容:卫星围绕地球运动周期的平方与轨道椭
球长半径的立方成正比，其比值等于地球
引力常数的GM倒数.
3.2 卫星的无摄运动
3.2.2卫星运动的轨道参数（1）
1.确定卫星轨道形状、大小 和卫星在轨道上的瞬时位置 a（椭圆长半径） e（偏心率） V（真近点角）(位置) 真近点角
3.为了制订GPS测量的观测计划和便于捕获卫星发射 的信号，需要知道卫星的轨道参数
5 10 5
3.1 概述
二.卫星受到的作用力
1.地球对卫星的引力；(中心引力) 2.太阳、月亮对卫星的引力；
3.大气阻力；
4.太阳光压；
5.地球潮汐力等。
注:1.如果将地球引力视为1,则其他作用力均小于10(5数量级) 2.在多种作用力的作用下,卫星在空间运动的轨迹 极其复杂,难以用简单而精确的数学模型表达.
3.用户接收机在接收到卫星播发的导航电文后，通过解码即可直 接获得预报星历。由于预报星历是以电文方式由卫星直接播送 给用户接收机，因此又称为广播星历。 4.1)C/A码星历 精度低 民用(几十米-------近百米，91年后SA)
2)P码
精度高 军事目的(5米)
3.4 GPS卫星星历
3.4.2 后处理星历
1.后处理星历：后处理星历是不含外推误差的 实测精密星历 2.它由地面跟踪站根据精密观测资料计算而得， 可向用户提供用户观测时刻的卫星精密星历， 其精度目前为米级，将来可望达到分米级。
3.缺点:用户不能实时通过卫星信号获得后处 理星历，只能在事后通过磁带、网络、电传 等通讯媒体向用户传递。(有偿)
第三章 结束
3.3 卫星的受摄运动
3.2.1 开普勒行星运动三定律
三 开普勒第三定律
内容:卫星围绕地球运动周期的平方与轨道椭
球长半径的立方成正比，其比值等于地球
引力常数的GM倒数.
3.2 卫星的无摄运动
3.2.2卫星运动的轨道参数（1）
1.确定卫星轨道形状、大小 和卫星在轨道上的瞬时位置 a（椭圆长半径） e（偏心率） V（真近点角）(位置) 真近点角
3.为了制订GPS测量的观测计划和便于捕获卫星发射 的信号，需要知道卫星的轨道参数
5 10 5
3.1 概述
二.卫星受到的作用力
1.地球对卫星的引力；(中心引力) 2.太阳、月亮对卫星的引力；
3.大气阻力；
4.太阳光压；
5.地球潮汐力等。
注:1.如果将地球引力视为1,则其他作用力均小于10(5数量级) 2.在多种作用力的作用下,卫星在空间运动的轨迹 极其复杂,难以用简单而精确的数学模型表达.
3.用户接收机在接收到卫星播发的导航电文后，通过解码即可直 接获得预报星历。由于预报星历是以电文方式由卫星直接播送 给用户接收机，因此又称为广播星历。 4.1)C/A码星历 精度低 民用(几十米-------近百米，91年后SA)
2)P码
精度高 军事目的(5米)
3.4 GPS卫星星历
3.4.2 后处理星历
1.后处理星历：后处理星历是不含外推误差的 实测精密星历 2.它由地面跟踪站根据精密观测资料计算而得， 可向用户提供用户观测时刻的卫星精密星历， 其精度目前为米级，将来可望达到分米级。
3.缺点:用户不能实时通过卫星信号获得后处 理星历，只能在事后通过磁带、网络、电传 等通讯媒体向用户传递。(有偿)
第三章 结束
3.3 卫星的受摄运动
GPS第三章卫星运动基础知识
近地点
地心
s
i
春分点
升交点
轨道
x
开普勒轨道参数图解
y
卫星轨道
3).真近点角fs的计算
在描述卫星无摄运动的6个开普勒轨道参数中，只有真近点角是时间 的函数，其余均为常数。故卫星瞬间位置的计算，关键在于计算真近 点角。
为了计算真近点角，需引入两个辅助参数： Es—偏近点角和Ms—平近点角。其中偏近点角如图所示,过卫星质心m 作平行于椭圆短轴的直线,分别交于近地点和椭圆中心连线的m′点和以 长半径a所作大圆的m″点,于是Es就是近地点至m″点的圆弧对应的圆心 角。
对运动问题，在天体力学中称为二体问题。引力加速
度决定了卫星绕地球运动的基本规律。卫星在上述地球 引力场中的无摄运动，也称开普勒运动，其规律可通过 开普勒定律来描述。
1）.卫星运动的开普勒定律
（1）开普勒第一定律
卫星运行的轨道为一椭圆，该椭圆的一个焦点与地球 质心重合。此定律阐明了卫星运行轨道的基本形态及其与地心的关
GPS第三章卫星运动基础知识
一. 卫星运动的基础知识
1.概述
1).卫星轨道在GPS定位中的意义
卫星在空间运行的轨迹称为轨道，描述卫星轨道位置和状态的参数
称为轨道参数。由于利用GPS进行导航和测量时，卫星作为位置已知的高
空观测目标，在进行绝对定位时，卫星轨道误差将直接影响用户接收机位 置的精度；而在相对定位时，尽管卫星轨道误差的影响将会减弱，但当基
2.影响卫星轨道的因素及其研究方法
卫星在空间绕地球运行时，除了受地球重力场的引力 作用外，还受到太阳、月亮和其它天体的引力影响，以 及太阳光压、大气阻力和地球潮汐力等因素影响。卫星 实际运行轨道十分复杂，难以用简单而精确的数学模型 加以描述。
- 1、下载文档前请自行甄别文档内容的完整性，平台不提供额外的编辑、内容补充、找答案等附加服务。
- 2、"仅部分预览"的文档,不可在线预览部分如存在完整性等问题,可反馈申请退款(可完整预览的文档不适用该条件!)。
- 3、如文档侵犯您的权益，请联系客服反馈,我们会尽快为您处理(人工客服工作时间：9:00-18:30)。
第三章卫星运动基础及GPS卫星星历
§3.1 概述
§3.2
§3.3
卫星的无摄运动
卫星的受摄运动
§3.4
GPS卫星星历
§3.1 概 述 一、卫星在空间的瞬时位置
GPS用户为了确定自己的位置，需要GPS卫星 的精确位置信息。因此了解如何描述GPS轨道是十
分重要的。
轨道：卫星在空间运行的轨迹。 轨道参数：描述卫星位置及状态的参数；轨道参数 取决于卫星所受到的各种力的作用。
YZ YZ A ZX ZX B XY XY C
可以得到卫星运动的轨道平面方程：
AX BY CZ 0
在二体问题中，卫星始终在一个平面上运
动，且该平面通过地球质心。
三、开普勒定律
第一定律：卫星运动的轨道是一个椭圆，而该椭圆 的一个焦点与地球质心重合。
S
b 远地点P' a
地球两部分。均质地球对外部点的引力等于球
心质点的引力。因此，如果把非均质地球的引
力作为摄动力的话，均质地球可作为一个质点。
目的意义 ①均质球体引力决定着卫星运动的主要规律和 特征，它是卫星运动的近似描述；
②二体问题是惟一能得到严密解的问题，而多
体问题还不能得到严密解；
③二体问题是精确研究卫星运动的基础。
E
y
o
r r G ( M m) 3 r r r r GM 3 3 r r
r
x2 y2 z2
二体问题的运动方程： r r 3 r
r r 0 0 r r
r r r r 3 0 r
卫星的受力情况： 地球的引力 日月引力 潮汐力 大气阻力 光压力 第一类力：地球的质心引力——中心引力 第二类力：摄动力——非中心引力，包括地球引 力场摄动力（地球非球形对称引起）、 日月引力、大气阻力、太阳光压、地球 潮汐力等。 均质球体引力 非均匀球形部分引力
二、卫星的运动
无摄运动（二体问题）：仅考虑地球的质心引力
一、卫星运动的轨道参数
1、轨道是一个椭圆，可用一组参数来表示。 a（椭圆的长半径）、e（偏心率）——形状参数 Ω（升交点赤径）：即在地球赤道平面上，升交 点N与春分点γ之间的地心夹角。
i（轨道面的倾角）： 即卫星轨道平面地球
赤道面之间的夹角。
Ω、i唯一的确定了卫 星轨道平面地球体之间的 相对向。
ω（近地点角距）： 轨道平面上近地点A与升 交点N之间的地心角距。表达 了开普勒椭圆在轨道平面上的 定向。 Ω、i、ω——轨道定向参数。 V（真近点角）：在轨道平面上 卫星与近地点之间的地心角距。 确定了任一时刻卫星在轨道上 的位置。——位置参数。 （ a，e，Ω，i，ω，V）六参数称为开普勒轨 道参数，或称轨道根数。
GM r r 2 r r
从而， 有
在惯性坐标系下研究卫星相对于地球的运动， O-XYZ为惯性系
r rs re
GMm r m rs 2 r r GMm r M re 2 r r
S z E y
o
分量形式：
研究卫星S绕地球O的运动，主要是研究卫 星运动状态随时间的变化规律，根据物理学中牛 顿定律可以很方便地得到二体问题的运动方程。 根据万有引力定律：
2 r F (GMm / r ) r
G 6.67259 1011 m3kg 1s 2
牛顿第二定律：
F ma mr
研究卫星相对于地球的运动。在天体力
学中，称之为二体问题。
无摄轨道：理想的卫星轨道。 受摄运动：在考虑第一类力（中心引力）的同时 也考虑第二类力（摄动力）的影响来 研究地球的运动。
受摄轨道：在受摄运动下所运行的轨迹。
返回
§3.2 卫星的无摄运动
卫星围绕着地球运行，作二体问题研究，必须满
足以下条件：
①必须在惯性系下考虑问题。 ②卫星作为质点。卫星的体积小，与其到地球的 距离相比，可忽略不计，即卫星可作为质点计。 ③地球作为质点。地球可分成均质地球和非均质
将坐标原点平移到地球质心：
S z
x x s xe y y s ye z z z s e
x G ( M m ) 3 x r y G ( M m ) 3 y r z G ( M m ) 3 z r
Mm m x G ( x s xe ) s 3 r Mm s G y ( y s ye ) m 3 r Mm m s G z ( z s ze ) 3 r Mm M x G ( xs xe ) e 3 r Mm e G y ( y s ye ) M 3 r Mm M e G z ( z s ze ) 3 r
由矢量积的微分法则：
2 d r d (r r ) dr r r 2 r r r r 0 dt dt dt
r r h
在惯性系中，向量的三个分量正是积分常数， 以符号A，B，C来表示，则在三维地心坐标系中：
在无摄运动的条件下，卫星的运动才可以用六
参数来描述。
a，e：确定了轨道的形状
Ω、i ：确定了轨道平面在地心坐标系中的位置 ω：确定了轨道中短半轴在坐标系中的指向 V：决定于卫星运行的时间 （a，e，Ω，i，ω）决定于卫星的发射条 件，为常数；V决定于卫星运行的时间，是时 间的函数。
二、二体问题的运动方程
M
r
V
近地点P
卫星绕地球质 心运动的轨道方程：
a (1 e 2 ) r 1 e cosV
结论：在中心引力场中，卫星绕地球运行的轨道面， 是一个通过地球质心的静止平面。轨道椭圆一 般称开普勒椭圆，其的时间内所扫过 的面积相等。
§3.1 概述
§3.2
§3.3
卫星的无摄运动
卫星的受摄运动
§3.4
GPS卫星星历
§3.1 概 述 一、卫星在空间的瞬时位置
GPS用户为了确定自己的位置，需要GPS卫星 的精确位置信息。因此了解如何描述GPS轨道是十
分重要的。
轨道：卫星在空间运行的轨迹。 轨道参数：描述卫星位置及状态的参数；轨道参数 取决于卫星所受到的各种力的作用。
YZ YZ A ZX ZX B XY XY C
可以得到卫星运动的轨道平面方程：
AX BY CZ 0
在二体问题中，卫星始终在一个平面上运
动，且该平面通过地球质心。
三、开普勒定律
第一定律：卫星运动的轨道是一个椭圆，而该椭圆 的一个焦点与地球质心重合。
S
b 远地点P' a
地球两部分。均质地球对外部点的引力等于球
心质点的引力。因此，如果把非均质地球的引
力作为摄动力的话，均质地球可作为一个质点。
目的意义 ①均质球体引力决定着卫星运动的主要规律和 特征，它是卫星运动的近似描述；
②二体问题是惟一能得到严密解的问题，而多
体问题还不能得到严密解；
③二体问题是精确研究卫星运动的基础。
E
y
o
r r G ( M m) 3 r r r r GM 3 3 r r
r
x2 y2 z2
二体问题的运动方程： r r 3 r
r r 0 0 r r
r r r r 3 0 r
卫星的受力情况： 地球的引力 日月引力 潮汐力 大气阻力 光压力 第一类力：地球的质心引力——中心引力 第二类力：摄动力——非中心引力，包括地球引 力场摄动力（地球非球形对称引起）、 日月引力、大气阻力、太阳光压、地球 潮汐力等。 均质球体引力 非均匀球形部分引力
二、卫星的运动
无摄运动（二体问题）：仅考虑地球的质心引力
一、卫星运动的轨道参数
1、轨道是一个椭圆，可用一组参数来表示。 a（椭圆的长半径）、e（偏心率）——形状参数 Ω（升交点赤径）：即在地球赤道平面上，升交 点N与春分点γ之间的地心夹角。
i（轨道面的倾角）： 即卫星轨道平面地球
赤道面之间的夹角。
Ω、i唯一的确定了卫 星轨道平面地球体之间的 相对向。
ω（近地点角距）： 轨道平面上近地点A与升 交点N之间的地心角距。表达 了开普勒椭圆在轨道平面上的 定向。 Ω、i、ω——轨道定向参数。 V（真近点角）：在轨道平面上 卫星与近地点之间的地心角距。 确定了任一时刻卫星在轨道上 的位置。——位置参数。 （ a，e，Ω，i，ω，V）六参数称为开普勒轨 道参数，或称轨道根数。
GM r r 2 r r
从而， 有
在惯性坐标系下研究卫星相对于地球的运动， O-XYZ为惯性系
r rs re
GMm r m rs 2 r r GMm r M re 2 r r
S z E y
o
分量形式：
研究卫星S绕地球O的运动，主要是研究卫 星运动状态随时间的变化规律，根据物理学中牛 顿定律可以很方便地得到二体问题的运动方程。 根据万有引力定律：
2 r F (GMm / r ) r
G 6.67259 1011 m3kg 1s 2
牛顿第二定律：
F ma mr
研究卫星相对于地球的运动。在天体力
学中，称之为二体问题。
无摄轨道：理想的卫星轨道。 受摄运动：在考虑第一类力（中心引力）的同时 也考虑第二类力（摄动力）的影响来 研究地球的运动。
受摄轨道：在受摄运动下所运行的轨迹。
返回
§3.2 卫星的无摄运动
卫星围绕着地球运行，作二体问题研究，必须满
足以下条件：
①必须在惯性系下考虑问题。 ②卫星作为质点。卫星的体积小，与其到地球的 距离相比，可忽略不计，即卫星可作为质点计。 ③地球作为质点。地球可分成均质地球和非均质
将坐标原点平移到地球质心：
S z
x x s xe y y s ye z z z s e
x G ( M m ) 3 x r y G ( M m ) 3 y r z G ( M m ) 3 z r
Mm m x G ( x s xe ) s 3 r Mm s G y ( y s ye ) m 3 r Mm m s G z ( z s ze ) 3 r Mm M x G ( xs xe ) e 3 r Mm e G y ( y s ye ) M 3 r Mm M e G z ( z s ze ) 3 r
由矢量积的微分法则：
2 d r d (r r ) dr r r 2 r r r r 0 dt dt dt
r r h
在惯性系中，向量的三个分量正是积分常数， 以符号A，B，C来表示，则在三维地心坐标系中：
在无摄运动的条件下，卫星的运动才可以用六
参数来描述。
a，e：确定了轨道的形状
Ω、i ：确定了轨道平面在地心坐标系中的位置 ω：确定了轨道中短半轴在坐标系中的指向 V：决定于卫星运行的时间 （a，e，Ω，i，ω）决定于卫星的发射条 件，为常数；V决定于卫星运行的时间，是时 间的函数。
二、二体问题的运动方程
M
r
V
近地点P
卫星绕地球质 心运动的轨道方程：
a (1 e 2 ) r 1 e cosV
结论：在中心引力场中，卫星绕地球运行的轨道面， 是一个通过地球质心的静止平面。轨道椭圆一 般称开普勒椭圆，其的时间内所扫过 的面积相等。